ASTRONOMIA - La Vía Láctea
¿SE MUEVE LA VIA LACTEA?
Hace ya años que por analogía con lo que se observa en todos los cuerpos celestes, se supuso
que la Vía Láctea debería estar animada de un movimiento de rotación sobre sí misma. He
aquí las principales razones que hoy día han movido a los astrónomos a admitir la realidad
de este movimiento.
1) La marcada bifurcación de la Vía Láctea en la región de la constelación del Cisne y la gran
cantidad de nebulosas amorfas proyectadas a lo largo de la misma, sugieren la idea de una
organización en forma de torbellino con abundancia de materia absorbente en el plano
fundamental de las espiras.
2) La presencia del sistema estelar local, con movimientos propios dentro de los de conjunto.
3) La analogía con las nebulosas extragalácticas descubiertas, muchas de las cuales ofrecen
claramente la forma de espiral, que exige necesariamente
una rotación y, además, el
espectroscopio, que nos revela la existencia de movimientos en las nebulosas espirales que se
nos presentan de canto.
4) El estudio de los movimientos estelares, que para su adecuada explicación exigen la
existencia de la rotación de todo el sistema galáctico, rotación de la que participamos también
nosotros, a la velocidad de unos 300 kilómetros por segundo. Los que más se han distinguido
en todas estas investigaciones son los astrónomos suecos Lindblad y Oort.
LINDBLAD lanzó la idea de que las estrellas dotadas de grandes velocidades radiales de
alejamiento serían simplemente estrellas que dejamos atrás en nuestra marcha. De aquí
dedujo que estas estrellas no deben estar distribuidas por igual en todas las regiones del
cielo, sino que deben acumularse en nuestras espaldas, hacia la región de que nos alejamos.
Esta idea de Lindblad no tardó en ser confirmada experimentalmente por OORT, no sin
haberla desarrollado antes más ampliamente, de acuerdo con las especiales características de
la Vía Láctea.
Creyó Oort que, así como los planetas más cercanos al Sol son los que giran más rápidamente
a su alrededor, así también, si toda la Vía Láctea gira realmente en torno de una
condensación central de materia cósmica, las estrellas más próximas al centro deben poseer
mayor velocidad que las otras. Para la mejor comprensión de esta idea, supóngase tres filas
de estrellas que giran con velocidades crecientes, a medida que se encuentran más cerca del
centro de rotación del conjunto, y que el Sol pertenece a la fila del medio. Las velocidades
relativas de todas las estrellas no cambiarán si se supone aplicada a todas ellas una velocidad
igual y contraria a la de las estrellas de la segunda fila. Entonces nos parecerá que todas las
de esta fila están inmóviles, que las de la fila anterior siguen avanzando, aunque con mayor
lentitud que antes, y que las de la fila exterior van hacia atrás. Si se miden las velocidades
radiales de estas estrellas por medio del espectroscopio, se tendrá que, mirando a nuestro
alrededor, encontraremos cuatro direcciones en cruz, en las que la velocidad radial será nula:
dos de estas direcciones corresponderán a las estrellas que nos preceden y siguen en la fila
segunda, y las otras dos direcciones corresponderán a las estrellas de las filas interior y
exterior, cuyo movimiento es perpendicular a nuestro rayo visual; en cambio, en las cuatro
direcciones intermedias, las velocidades radiales deberán presentar un máximo.
El análisis de las estadísticas de los movimientos propios de las estrellas ha confirmado
enteramente la previsión del cálculo. Esta velocidad diferencial, según la dirección, se conoce
con el nombre de efecto de Oort. Hoy día ya no puede dudarse de que la gran concentración
estelar que llamamos Vía Láctea, es una nebulosa espiral en la que nos hallamos sumergidos,
y que gira sobre sí misma en forma de torbellino. En las regiones de nuestro Sol, distante del
centro galáctico unos 32.000 años de luz, la velocidad de giro alcanza a unos 325 kilómetros
por segundo, y el tiempo necesario para cumplir una vuelta es de unos 225 millones de años.
El conocimiento de rotación de la Galaxia permite hallar el valor aproximado de la masa de
la misma, necesaria para equilibrar la fuerza centrífuga en cada punto. Resulta, pues, que esa
masa total debería ser del orden de 100 mil millones de veces la masa del Sol. Como el
número de estrellas brillantes de la Galaxia se calcula en unos 33.000 millones, resulta que la
materia restante se hallará en forma de nebulosas y de estrellas apagadas, creyéndose que el
número de estas últimas 'asciende a 660.000 millones.
